1 / 29

T Tauri Stars 表面磁场的测量

T Tauri Stars 表面磁场的测量. 杨浩 华中师范大学. 自我介绍. 2002 年北京大学天文系本科毕业 ; 2008 年 9 月美国莱斯大学物理和天文系博士毕业 ; 2008 年 9 月至 2011 年 11 月在美国科罗拉多大学 JILA 研究所担任博士后助理研究员 . 主要合作者. Christopher M. Johns- Krull (Rice University) Jeff A. Valenti (Space Telescope Science Institute). T Tauri stars (TTS) 简介 .

turner
Download Presentation

T Tauri Stars 表面磁场的测量

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. T Tauri Stars表面磁场的测量 杨浩 华中师范大学 广州大学研究生论坛天文学分论坛

  2. 自我介绍 • 2002年北京大学天文系本科毕业; • 2008年9月美国莱斯大学物理和天文系博士毕业; • 2008年9月至2011年11月在美国科罗拉多大学 JILA研究所担任博士后助理研究员. 主要合作者 • Christopher M. Johns-Krull(Rice University) • Jeff A. Valenti(Space Telescope Science Institute)

  3. T Tauri stars (TTS)简介. - 磁场在T Tauri stars演化过程中的重要作用 • 通过分析红外K-band光谱中的塞曼效应 谱线致宽来测量TTS表面磁场强度 - 年龄不同的星团： Orion Nebula Cluster (~ 1 Myr) 和TW Hydrae Association ( ~10 Myr)； • 通过分析偏振光光谱(Spectropolarimetry)获取磁场结构的信息。

  4. 恒星形成的大致过程：从分子云到“太阳系”

  5. T Tauri Stars • TTS:一个太阳质量左右、年龄为几百万年的年轻恒星； • 光谱型以late K至early M为主； • 还未开始氢聚变反应，光度来自于塌缩和吸积等过程。

  6. Classical TTS: • 还在吸积，强度变化的Hα发射线，红外emission excess，紫外有很强的Lyman α，Si IV，C IV等发射线。 • Naked (or weak-line) TTS: • 已停止吸积，无Hα发射线，无红外emission excess和强的紫外发射线。 Hot Gas Lines Photo-excited H2 Accretion Continuum

  7. 对比CTTS和WTTS的紫外光谱Yang, Herczeg & Linsky (2011, in press)

  8. Disks Around Young Stars Commonly Observed

  9. T Tauri Stars的表面磁场 恒星形成过程中都发挥中重要的作用! 特别是影响着classical TTS和其吸积盘之间的相互作用： • 普遍认为强磁场控制着吸积流从吸积盘到恒星表面的过程； • 磁场可能是星风和喷流的驱动力； • 在行星系统形成的过程中，磁场影响原行星的迁徙。 问题： • 磁场的强度？多少高斯？ • 结构？偶极or多极结构？ • 演化？不同时期恒星磁场强度？

  10. Magnetic Fields (Briefly…) • Galactic magnetic field 0.00001 Gauss • Solar Wind 0.00005 Gauss • Interstellar molecular cloud 0.001 Gauss • Earth's field at ground level 1 Gauss • Solar surface field 5 Gauss • Jupiter magnetic field 10 Gauss • Massive star typical field (pre supernova) 100 Gauss • Toy refrigerator magnet 100 Gauss • Sun spot field 1000 Gauss • Magnetic Stars such as BD+54 2846 12,000 Gauss • White Dwarf star surfaces 1,000,000 Gauss • Neutron star surface field 1,000,000,000,000 Gauss • Magnetar field 1,000,000,000,000,000 Gauss

  11. 测量磁场的方法 • 塞曼效应 (Zeeman effect)

  12. 太阳黑子中观测到的塞曼效应

  13. (Johns-Krull et al. 1999)

  14. CTTS TW Hya的磁场测量 (Yang, Johns-Krull & Valenti, ApJ, 2005) Optical Spectra • 2.1m Otto Struve telescope at McDonald Observatory in Texas, USA • Resolution: R = λ/δλ=56,000. Infrared Spectra • NASA Infrared Telescope Facility ( IRTF) (3 meters) with CSHELL spectrometer in Hawaii • R ~ 36,200

  15. 光学光谱及最佳拟合模型  有效温度(Teff),表面重力(log g), 金属丰度和自转速度(vsini).

  16. 一氧化碳分子(CO)的吸收谱线对磁场不敏感，恒星大气模型可以对谱线宽度和深度做出较准确的预测,验证有效温度(Teff),表面重力(log g), 和自转速度(vsini)等大气参数的准确性。

  17. -- 钛原子(Ti I)吸收谱线对磁场敏感，对Ti I谱线的数值拟合显示 TW Hya表面平均磁场为2700高斯左右。-- 小质量早期恒星的表面磁场普遍为千高斯级(kilogauss)。 (John-Krull 2007; Yang, Johns-Krull & Valenti 2008)

  18. Yang, Johns-Krull & Valenti (2008) 用IRTF观测TW HyaAssociation (长蛇座星团) 4颗TTSs并做了类似分析。 • Yang & Johns-Krull (2011) 用Gemini South 8米望远镜上的红外光谱仪Phoenix观测了猎户座大星云里的15颗TTSs。 (Spectral resolution: R ≡λ/Δλ~ 50,000)

  19. TTS表面磁场强度随年龄的演化 – 无明显规律 菱形：Orion; 三角：Taurus； 圆:TWA (~1 Myr) (~2 Myr); (~7-15 Myr);

  20. 恒星表面总磁通量随演化年龄而变小，这说明磁场可能来自最初的分子云，而还没有生成像我们的太阳内部的“磁场发电机”(magnetic dynamo)。(Yang & Johns-Krull 2011)

  21. X-ray辐射和磁通量的关系 (Pevtsov et al. 2003)

  22. 强磁场对X-ray辐射的遏制 菱形：Orion; 三角：Taurus； 圆:TWA (~1 Myr) (~2 Myr); (~7-15 Myr);

  23. Spectropolarimetry of TW Hya. (Yang, Johns-Krull & Valenti 2007) Q: 什么是Spectropolarimetry? A: 通过偏振光谱仪之后采得的光谱. A Zeeman Analyzer system splits the stellar light into left circularly polarized (LCP) light & right circularly polarized (RCP) light

  24. 如果磁场是沿视向方向

  25. 左旋光和右旋光光谱示例：

  26. Longitudinal Field in the Photosphere

  27. TTS磁场应不是简单的二极子(dipole)结构 TW Hya的吸积盘基本是跟我们的视向垂直。 an inclination i =10◦ 2.6 kG mean B => 3.2 kG polar B => 1.0 kGBz>> 149 G

  28. He I 5876 & Ca II 8498发射线中测到强磁场 -1.7 kG 说明吸积流到达恒星表面是由强磁场控制的。

  29. Summary & Future Work • 我们通过对红外光谱中塞曼效应的分析，发现TTS表面磁场普遍在1000－3000高斯左右，在前一千万年演化过程中，磁场强度随时间变化不大，但是总的磁通量随时间下降，说明磁场可能是来自分子云中（primordial origin）。 • 通过对极化光光谱的分析，我们认为TTS磁场的结构可能比偶极子(dipole)结构要复杂。 • 今后工作：通过上诉两种方式继续测量20-30Myr的恒星(比如βPic星团成员)磁场，分析原行星系统的形成环境下磁场对恒星和原行星系统的影响。 谢谢！

More Related